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52
estórias e histórias
VOL.
34
-
n.
o s
3/4
Norman Robert
Pogson e a escala de
magnitudes estelares
Guilherme de Almeida
[email protected]
Pogson é pouco conhecido fora dos círculos científicos, embora tenha dado grandes contribuições à Astronomia. Astrónomo britânico, passou a maior parte da sua carreira na
Índia, então colónia inglesa pouco visível para a comunidade
científica internacional. Foi o fundador da astrofotometria
quantitativa moderna, mas não publicou explicitamente esse
seu trabalho. Como pessoa, era de carácter forte e opiniões
bem vincadas. Tentava ter boas relações com os outros
astrónomos, mas tinha tendência para criar inimizades nos
locais onde trabalhava. Isso prejudicou-lhe o reconhecimento de uma carreira brilhante. Será para sempre recordado
pela sua escala de magnitudes, quantificada pela equação
com o seu nome, e pelos trabalhos em estrelas variáveis
e asteróides. Neste artigo acompanharemos a sua vida e
o desenvolvimento da sua famosa equação. Em artigos
seguintes veremos várias aplicações práticas dessa mesma
equação.
Primeiros tempos
Norman Robert Pogson, astrónomo britânico, nasceu em
23 de Abril de 1829, em Nottingham, localidade de nome
bem conhecido por todos os que admiram as aventuras do
mítico Robin Hood.
O seu pai, George Owen Pogson, era um fabricante de roupa interior, com posses para sustentar uma grande família.
O pequeno Norman Pogson era uma criança fascinada
pela ciência, entusiasmo que a sua mãe apoiou. Aos dez
anos, o seu pai teve de se mudar para Manchester, onde
o jovem Norman Pogson teve lições particulares de trigonometria e outros ramos da Matemática. Apesar de muito
talentoso para esta disciplina, aos 16 anos desistiu dos
estudos formais e decidiu que a sua profissão seria ensinar
Matemática. E as lições que deu vieram a ser-lhe muito
úteis para obter o primeiro emprego. Um seu conterrâneo
de Nottingham, John Hind (filho de um importante astrónomo), ficou impressionado com as suas aptidões e sugeriu
aos pais de Pogson que o enviassem para Londres, para o
George Bishop’s South Villa Observatory, onde o seu pai (o
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Fig. 1 – Norman Robert Pogson, astrónomo britânico (1829–1891).
astrónomo John Russel Hind trabalhava. Com uma
carta de recomendação nas mãos, Pogson chegou
a Londres em 1846, com 17 anos, para começar a
sua vida de astrónomo.
Astrónomo confirmado
Apesar de jovem, Pogson tinha já amplos conhecimentos de astronomia e calculou, apenas com 18
anos, as órbitas de dois cometas. Em 1849 casou
com Elisabeth Ambrose, que o acompanhou durante boa parte da sua carreira. Até 1851 foi professor
de matemática tendo sido, nesse ano, auxiliar no
South Villa Observatory, onde descobriu as variabilidades das estrelas R Cygni em 1852, R Ursæ
Majoris, R Ophiuchi e R Cassiopeiæ (em 1853).
Iniciou a sua carreira profissional como astrónomo
“do quadro” do Bishops Observatory em 1851.
No ano seguinte, por recomendação de George B.
Airy, aceitou o convite para um lugar de assistente
no Radcliffe Observatory, em Oxford (1852), dirigido
pelo já famoso astrónomo inglês Manuel John Johnson (nascido em Macau). Nesse tempo, Johnson
estava a fazer os primeiros estudos e medições envolvendo fotometria estelar, tendo verificado, através
de medições fotométricas, que a relação de brilhos
entre as estrelas de duas magnitudes sucessivas
era, em média, 2,43. Estes trabalhos foram o embrião da escala de magnitude estelar, posteriormen-
te desenvolvida por Pogson, como veremos adiante.
Foi em Radcliffe que Pogson anunciou a descoberta
dos seus primeiros três asteróides: (42) Ísis, (43)
Ariadne e (46) Hestia.
Breve historial da medição relativa
do brilho das estrelas
Antes de entrarmos na escala de Pogson, é conveniente conhecer o contexto em que ela surgiu, para
melhor apreciarmos o seu valor e vantagens. Para
isso traçaremos um brevíssimo resumo das tentativas feitas através dos tempos para comparar os
brilhos das estrelas entre si.
Quanto ao brilho das estrelas, no início do século
XIX os astrónomos ainda seguiam aproximadamente
a tradição que vinha da escala do astrónomo grego
Hiparco (190-126 a.C.), que tinha classificado as
estrelas por brilhos, em seis classes ou “grandezas”
de tal modo que as estrelas mais brilhantes do céu,
as primeiras a aparecer após o pôr do Sol, eram
designadas como estrelas de “primeira grandeza”;
as seguintes, um pouco menos brilhantes foram
por ele designadas de “segunda grandeza”, e assim
sucessivamente; por fim, as estrelas mais débeis, no
limiar da detecção a olho nu, as últimas a aparecer
em plena noite fechada, foram designadas como
estrelas de “sexta grandeza”. Mais tarde, no século
II d.C., o astrónomo Ptolomeu continuou esta ideia,
com pequenos refinamentos, indicando algumas
subtilezas como, por exemplo, “ligeiramente mais
brilhante do que a 5.ª grandeza”, “ligeiramente
menos brilhante do que a 4.ª grandeza”, etc. Em
1609-1610, ao aperceber-se que através do seu
telescópio podia ver estrelas inacessíveis a olho
nu, Galileu Galilei (1564-1642) teve necessidade de
considerar uma “sétima grandeza” para as enquadrar. Todas estas ideias foram úteis nas respectivas
épocas, como primeira apreciação. Tratava-se, contudo, de escala ainda grosseiras e essencialmente
qualitativas.
Ainda na primeira metade do século XIX os astrónomos deparavam-se com a falta de objectividade
na determinação da “grandeza” (depois chamada
“magnitude”) de cada estrela. Não havia um critério ou escala uniforme e a mesma estrela poderia
ser indicada com magnitude diferente consoante o
astrónomo que a classificava. Podia haver uma diferença de mais de 3 magnitudes (sobretudo nas estrelas de brilho mais débil, acima da 7.ª magnitude).
E isto acontecia entre astrónomos observadores
experientes e consagrados, como Friedrich Struve,
William Bond, John Herschel, o lendário Almirante
Smyth e outros. A situação era tão grave que o
prestigiado William Dawes, em 1851, afirmava:
“As magnitudes das estrelas telescópicas são indicadas por valores tão diversos por diferentes observadores, tornando impossível antecipar a aparência
de um dado objecto num telescópio de um dado
tipo e dimensões, sem fazer referência à escala de magnitudes adoptada pelo observador que indicou essa magnitude
para a estrela em questão.”
E dizia ainda:
“A adopção de um valor numérico [para a magnitude de
uma dada estrela] para representar um certo nível de brilho
tem sido, tanto quanto sei, puramente arbitrária.”
Neste contexto, William Dawes fez um apelo vigoroso à comunidade astronómica, solicitando que o nome do observador fosse associado às determinações de magnitude estelar
por ele indicadas, ou que a escala por ele usada fosse explicitamente referida, para evitar confusões ou ambiguidades.
A equação de Pogson
Em Radcliffe, enquanto acompanhava os trabalhos astrofotométricos de Johnson, Pogson fez as suas próprias medições da relação de brilhos entre estrelas com diferença de
uma magnitude, tendo chegado ao valor 2,4, semelhante ao
de Johnson. Por outro lado, já muito antes, John Herschel,
quando esteve no Cabo da Boa Esperança (1834-1838),
mostrou que, em média, uma estrela de primeira magnitude
(caracterizada pelo critérios de Hiparco e Ptolomeu) é 100
vezes mais brilhante do que uma estrela de sexta magnitude. Pogson sugeriu (em 1856) que tal facto fosse considerado como uma referência.
Estas medições, na (ainda) ausência de fotómetros suficientemente sensíveis eram feitas diafragmando um telescópio
até que uma dada estrela ficasse no limiar mínimo de visibilidade (método de Dawes), ou diafragmando o telescópio
(abertura D) até que a estrela deixasse de ser detectável
(critério mais fiável seguido por Pogson). O mesmo método
era utilizado para outra estrela de comparação. Sendo m1 a
magnitude da estrela 1 no limiar da extinção com a abertura
D1 e m2 a magnitude de outra estrela 2, no limiar utilizando
a abertura D2, e sabendo-se que o fluxo luminoso recolhido
da estrela é proporcional à área utilizada da objectiva do
telescópio, pode concluir-se que a relação de brilhos entre
as estrelas 1 e 2 é (sendo por exemplo m1>m2)
brilho da estrela 2 π
=
brilho da estrela 1 π
( )
( )
D1 2
2
D 2
2
2
=
D12
D 22
(Eq. 1)
A Equação 1 dá a razão (quociente) entre os brilhos de duas
estrelas em medição, pela razão inversa dos quadrados das
�aberturas limite em causa. Este foi um dos métodos seguidos, por vários astrónomos observadores, para determnar a
razão R entre os brilhos de estrelas diferindo uma magnitude
entre si. O problema é que os resultados desse quociente
não eram uniformes. Mesmo medindo relações de brilho
entre muitos pares de estrelas, para obter valores médios,
os resultados teimavam em divergir (e bastante) de observador para observador: Seinheil, em Munique obteve para
tal quociente, o valor 2,83 (utilizando 26 estrelas entre as
magnitudes 1 e 4); Stampfer obteve 2,519 trabalhando com
132 estrelas entre as magnitudes 4 e 9,5. O próprio William
Dawes considerava que tal razão deveria ser igual a 4!
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Perante tal disparidade [ver nota 1], Pogson sentiu-se à vontade para definir qualquer escala de magnitudes, desde que
a especificasse (e os resultados de Stampfer, inspiradores,
baseavam-se numa ampla amostra). Utilizando a Equação
1, e se as magnitudes m1 e m2 forem conhecidas, pode ser
estabelecida uma expressão matemática adequada, que
relacione a diferença de magnitudes com o quociente (razão) entre os brilhos respectivos. Os logaritmos adaptam-se
muito bem a este contexto. Tal relação será1
⎛D ⎞
(m1 − m 2 )logR = log ⎜ 1 ⎟
⎝ D2 ⎠
ou, ainda,
�
2
(m1 − m 2 )logR = 2 log (D1 − logD 2 )
(Eq. 2)
Medidas experimentalmente as duas aberturas limite, D1 e
D2, e a magnitude de uma estrela de referência (m1), pode� recorrer à Equação 2 para determinar a magnitude
remos
(m2) da outra estrela, desde que se conheça R. Para isso,
Pogson procurou ajustar-se aos resultados de John Herschel: se a diferença m1–m2=5, o quociente entre os brilhos
deveria ser 100. Para este caso particular, teremos
5 logR = log 100,
(Eq. 3)
onde R é o número procurado por Pogson, que é exactamente R=100,4=2,5118864… igual à raiz quinta de 100. O
� decimal vale precisamente 0,400. Este valor
seu logaritmo
R=2,5118864… passou a ser conhecido como razão de
Pogson e é frequentemente arredondado para 2,512. Nas
próprias palavras de Pogson:
“Eu escolhi 2,512 por conveniência de cálculo porque o recíproco [inverso] de 0,5 log R, é uma constante que ocorre
frequentemente nas fórmulas fotométricas, neste caso, 5”.
[Tradução livre].
Esta afirmação de Pogson equivale à expressão 1/
(0,5 log R)=5 e o valor de R é o anteriormente indicado
2,5118864…≈2,512. O facto de log R=0,400 é uma grande
vantagem para os cálculos.
Prosseguindo estas investigações, Pogson desenvolveu em
1856 um modelo matemático preciso para classificação de
magnitudes estelares, aplicável ao brilho das estrelas e de
outros astros: a magnitude visual, ou magnitude aparente,
uma medida da percepção do brilho de um corpo celeste
visto a partir da Terra. De acordo com Pogson, uma estrela
de primeira magnitude será 2,512 vezes mais brilhante do
que uma de segunda magnitude. Uma estrela de segunda
magnitude será 2,512 vezes mais brilhante do que um outra
de terceira magnitude, e assim sucessivamente. Para uma
diferença de três magnitudes, a razão entre os brilhos correspondentes será 2,5123; generalizando, para a diferença
m1–m2, com m1>m2) a razão de brilhos será 2,512(m1–m2).
1
Nota: neste artigo utilizaremos a notação simbólica “log”
para indicar logaritmos de base 10 (log x=log10 x).
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Fig. 2 – A torre do observatório Radcliffe, que funcionou de 1773
até 1934. Aqui trabalhou Norman Pogson, em princípio de carreira, de 1852 a 1859.
Em termos modernos, e porque o brilho de uma
estrela é proporcional ao fluxo luminoso (F) que
dela recebemos por unidade de área, a equação de
Pogson, base da sua escala de magnitudes, é dada
pela expressão
2,512 (m1 −m 2 ) = −
Φ1
Φ2
(Eq. 4)
onde m1 e m2 são as magnitudes aparentes de duas
estrelas, 2,512 é a razão de Pogson, F1 e F2 são os
fluxos�luminosos por unidade de área orientada perpendicularmente à luz recebida (o fluxo luminoso por
unidade de área denomina-se iluminação e mede-se
actualmente em lux); o sinal de “menos” (–) indica
que a escala está elaborada de tal modo que menor
brilho corresponde a maior magnitude: m1 > m2
implica F1 < F2. A escala de magnitudes de Pogson
foi provavelmente a sua contribuição mais notável,
pela qual ficou conhecido para a posteridade. A
equação de Pogson pode também escrever-se, de
forma equivalente, como
Φ
2,512 (m1 −m 2 ) = 2
(Eq. 5.a)
Φ1
logaritmizando, obtemos
�
⎛Φ ⎞
(m1 − m 2 )0,4 = log ⎜ 2 ⎟
⎝ Φ1 ⎠
(Eq. 5.b)
⎛Φ ⎞
m1 − m 2 = 2,5 log ⎜ 2 ⎟
⎝ Φ1 ⎠
(Eq. 5.c)
�
�
ou seja,
Hiparco (séc. II a.C.)
-20
-15
-10
-2
-1
0
Mais brilhante
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
20 21
Menos brilhante
Fig. 3 – Representação gráfica da escala de magnitudes, destacando-se a escala inicial de Hiparco (a negro) e o seu alargamento em ambos os sentidos. A escala é obviamente contínua, mas tive de utilizar a marcação “ // “ para indicar interrupções (que na realidade não existem), necessárias
para incorporar todo o esquema dentro do espaço disponível na largura da página. (Guilherme de Almeida, 2010).
onde o segundo membro da equação 5.a exprime
o número de vezes que a estrela de magnitude m2
é mais brilhante do que a estrela de magnitude m1
(as equivalências indicadas resultam das propriedades dos logaritmos e a equação 5.b é equivalente
à anterior equação 2, pois log R=0,4). R pode ser
definido como R=Fm/Fm+1.
Com os critérios matemáticos de Pogson, a escala
de magnitudes ficou bem quantificada e foi rapidamente aceite pela comunidade astronómica mundial, após o reconhecimento dos influentes astrónomos Edward Pickering e Charles Pritchard, que a
usaram e adoptaram nos seus próprios trabalhos.
A partir daí nunca mais se colocou a questão de a
magnitude aparente de uma mesma estrela diferir
significativamente de astrónomo para astrónomo.
Foi possível incluir, na escala de Pogson, o Sol, a
Lua e os planetas, asteróides, etc., levando ao seu
alargamento em ambos os sentidos:
- Alargamento da escala no sentido dos
astros mais brilhantes do que a 1.ª magnitude: as
estrelas 2,215 vezes mais brilhantes do que as de
1.ª magnitude foram designadas de magnitude 0
(zero); as que são 2,512 mais brilhantes do que as
de magnitude zero foram classificadas com a magnitude -1, etc; por exemplo, a estrela Vega foi classificada na magnitude 0 (nas medições actuais 0,03);
a estrela Sírio foi classificada com a magnitude -1,5;
Vénus, no seu máximo brilho apresenta a magnitude
-4,6; a lua-cheia apresenta (em média) a magnitude
-12,7; o Sol foi classificado com a magnitude -26,7.
Podemos ver que os astros mais brilhantes do que
a magnitude zero têm magnitudes negativas.
- Alargamento da escala no sentido dos
astros menos brilhantes do que a 6.ª magnitude:
incluindo astros de brilho mais débil, apenas detectáveis com telescópios: definiu-se a magnitude 7
para as estrelas 2,512 vezes menos brilhantes do
que as de magnitude 6; as que são 2,512 vezes
menos brilhantes do que as de magnitude 7 foram
classificadas na magnitude 8, etc. Por exemplo, a
magnitude 6,4 para o asteróide Pallas (na oposição);
7,8 para Neptuno (na oposição); magnitude 11 para
as estrelas 100 vezes menos brilhantes do que as
de magnitude 6, etc. (Nota: o limite de detecção
telescópica visual nos tempos de Pogson correspondia aproximadamente à magnitude 16; actual-
mente (2010), o limite de detecção astrofotográfico situa-se
aproximadamente na magnitude 30).
Pogson impôs a si próprio a tarefa de determinar as magnitudes dos 36 asteróides de maior brilho, para o primeiro dia
de cada mês de 1857 (na altura os asteróides eram chamados planetas menores). Aplicando os seus novos métodos
determinou rotineiramente magnitudes da ordem de 15,
com precisão às décimas de magnitude! Foi nesse trabalho
que apresentou a sua famosa escala que o imortalizou.
A nova definição permitiu definir a magnitude visual aparente
(m) até às décimas, mesmo no tempo de Pogson, refinando
a escala clássica anteriormente existente, que apenas considerava valores inteiros (modernamente medem-se magnitudes até às centésimas). Inicialmente o padrão foi a estrela
Polar (Alfa Ursae Minoris), definida como padrão de magnitude 2,0 (mas depois descobriu-se que era variável, pouco
adequada para padrão); mais tarde passou a definir-se Vega
(Alfa Lyrae) como padrão da magnitude 0,0 [ver nota 2].
Pogson incompatibilizou-se com Manuel Jonhson, por volta
de 1857, talvez por este sentir que Pogson tirou partido dos
seus primeiros resultados fotométricos, ou por não ter sido
ele (Johnson) a conseguir desenvolver e formular a escala
final. Por isso, Pogson decidiu procurar trabalho em outro
local. Já famoso pelos seus trabalhos em estrelas variáveis e
por ter criado a equação de Pogson, deixou o Radcliffe Observatory (1859) para dirigir o Hartwell House Observatory.
Em Hartwell House
Por recomendação do Almirante Smyth (1788-1865), que
depois de se reformar (1825) veio a ser um famoso astrónomo observador, Pogson foi nomeado director do observatório Hartwell House (1859), sob as ordens do Dr. John Lee.
O contrato era duro: Pogson tinha direito a casa, mas todas
as investigações e publicações feitas por Pogson seriam
propriedade do Dr. Lee. Perante tais exigências, Pogson só
lá esteve dois anos, saindo em 1860. Mesmo assim ainda
lá publicou o “Hartwell Atlas of Variable Stars”, assinando
como “humilde colaborador” (obrigações do contrato)…
Partida para Madras, na Índia
Por recomendação de John Herschel (filho do famoso
William Herschel), Pogson é nomeado, em 1860, astrónomo
oficial e director do observatório de Madras, na Índia (latitude 11° 0’ N; longitude 77° 0’ E). Parte para a nova missão
com a mulher e três dos seus filhos, levando o telescópio de
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Lista dos oito asteróides descobertos por Pogson
Número de ordem e nome
(42) Isis
(43) Ariadne
(46) Hestia
(67) Asia
(80) Sappho
(87) Sylvia
(107) Camilla
(245) Vera
Data da descoberta
23 de Maio de 1856
15 de Abril de 1857
16 de Agosto de 1857
17 de Abril de 1861
2 de Maio de 1864
16 de Maio de 1866
17 de Novembro de 1868
6 de Fevereiro de 1885
ram por negligência por não ter feito o aviso de um
ciclone tropical na baía de Bengala.
Em 1868, a sua mulher, Elisabeth Jane Pogson, que
lhe tinha dado onze filhos, adoeceu gravemente de
cólera, vindo a falecer no ano seguinte. Esse desfecho deixou Pogson seriamente abalado. Mesmo
assim, nesse ano Pogson participou na expedição
para observação de um eclipse solar na Índia.
Fig. 5 – O Madras Observatory, na Índia, dirigido por Norman Pogson de 1861 a 1891. Foi fundado em 1786 e teve o seu fim em
1899, quando foi convertido em estação meteorológica.
Fig. 4 - Fotografia de Norman Pogson, numa fase mais tardia da sua vida.
3,5 polegadas f/17, disponibilizado pelo Dr. Lee. Mal chegou
(1861), apercebeu-se do mau estado dos instrumentos do
observatório, das escassas condições de trabalho e falta
de assistentes. No entanto, permaneceu na Índia o resto da
sua vida.
Ainda em 1861, descobriu o primeiro asteróide a partir do
continente asiático e por isso chamou-lhe Ásia, descobrindo ainda mais seis estrelas variáveis, entre 1862 e 1865.
Também elaborou um atlas estelar e catálogo de estrelas: o
Madras Catalogue, com um total de 11 015 estrelas. O seu
único assistente indiano, Chintamany Ragoonatha Chary,
acompanhou-o desde a chegada à Índia até 1878.
No Verão de 1867 foi criado um departamento meteorológico no observatório astronómico de Madras, atribuindo a
Pogson o cargo de director, e impondo-lhe essas observações (meteorológicas) como prioridade, deixando a actividade astronómica para segundo plano, o que muito o revoltou.
Mesmo como “meteorologista oficial” continuaram a ignorar
os seus pedidos para um ajudante inglês e até o incrimina-
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Durante os tempos de Madras, que se prolongaram por trinta anos, Pogson encontrou enormes
entraves e burocracias, assim como alguma má
vontade, por parte dos seus pares que em Inglaterra lhe dificultaram o trabalho. A falta de recursos
e de equipamentos foi cada vez maior, devido às
inimizades criadas com Manuel Johnson (director
de Radcliffe e falecido em 1860), John Russel Hind
(antigo patrão em Londres e agora membro influente
de uma importante comissão que decidira fazer um
levantamento dos céus austrais a partir de Sydney e
recusando Madras); o próprio Dr Lee, antigo patrão
de Pogson em Hartwell House, era agora presidente
da poderosa Royal Astronomical Society. Os seus
contínuos pedidos para que lhe enviassem equipamento e condições de trabalho foram ostensivamente ignorados.
Em 1871, participou na expedição para observação
de outro eclipse solar na Índia. Em 2 de Dezembro
de 1872 descobriu um cometa, na constelação
de Andrómeda (1872 I), que leva seu nome. Em
1873 sucedeu nova tragédia: o seu filho mais velho,
Norman Everard Pogson, que o auxiliava como
assistente, faleceu sem causa conhecida. A sua filha
Elisabeth Pogson foi a nova assistente possível junto
do pai.
Vencendo diversas contrariedades publicou, em
1877, a obra “Results of Observations of the Fixed
Stars”. Em 1879 foi nomeado Cavaleiro do Império
Indiano. Três anos depois publica ainda “Obser-
“clássica” 1 para 2, de 2 para 3, de 3 para 4, etc., não
é constante. Isso foi cuidadosamente demonstrado por
Edward Pickering e Charles Pritchard (o que lhes valeu a
medalha de ouro da Royal Astronomical Society, em 1886).
Já em 1883 o mesmo Pritchard havia descoberto que, na
“escala clássica”, a relação medida de brilhos era de 2,94
entre as magnitudes 2 e 3; de 2,44 entre as magnitudes 3
e 4 e de 1,75 entre as magnitudes 4 e 5. Em resultado da
definição de Pogson, as magnitudes “clássicas” atribuídas
(por Hiparco e Ptolomeu) às estrelas visíveis a olho nu foram
um pouco modificadas, mas passou a haver um critério uniforme e internacional de magnitude. Com os novos valores
das magnitudes, tudo se encaixa novamente com sentido
coerente.
2. Foi assim até que novas medições, bem mais tarde,
revelaram 0,03; actualmente, utilizam-se padrões de fluxo e
a magnitude visual aparente é medida por meio de sensores, através de um filtro (filtro V) que reproduz a curva de
sensibilidade visual humana à luz.
3. Houve algumas inovações desde Pogson. A medição
Houve
algumas
inovações jádesde
Pogson.
do3.fluxo
luminoso
estelar comparado
não se faz
actual- A medição
mentecomparado
pelo método já
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que
pro- método das a
se faz actualmente pelo
duzem o limiar de extinção na observação de cada estrela
o limiar
extinção
naque
observação
(comoproduzem
se fazia no tempo
de de
Pogson).
É claro
o sensor de cada
utilizado
já nãode
é oPogson).
olho do observador.
Também
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É claro que
o sensor
utilizado já não
ram padrões
de
fluxo
luminoso,
em
vez
de
estrelas
particuTambém se adoptaram padrões de fluxo luminoso, em ve
lares para aferir magnitudes: a magnitude 1, por exemplo é
para
magnitudes: a magnitude 1, por exemplo é de
definida
peloaferir
fluxo luminoso,
vations, Calculations, Etc.”, onde reúne as suas
principais contribuições científicas, de 1847 a 1882.
Aos 55 anos (1883) Pogson casou-se novamente,
com Edith Stopford, de quem ainda teve três filhos.
Um deles (a sua filha Vera) faleceu na infância e o
pai homenageou-a, dando o seu nome ao asteróide
245, por ele descoberto em 1885.
Os últimos tempos
Pouco antes do Verão de 1891, enquanto se preparava para o trânsito de Mercúrio, Norman Pogson
sentiu-se muito doente. Apesar disso, a sua têmpera era forte e, com espírito decidido, completou as
observações. O médico informou-o da sua doença
(cancro no fígado) e disse-lhe que teria poucas
semanas de vida. Faleceu em 23 de Junho de 1891,
aos 62 anos.
Pogson viveu numa época de grande empenhamento na astronomia observacional e foi contemporâneo
de muitos astrónomos e observadores de renome:
John Herschel, Friedrich Argelander, William Dawes,
Almirante Smyth, Joseph Jérôme de Lalande, Simon
von Stampfer, Carl von Seinheil, Friedrich Bessel,
Friedrich von Struve, George Bond, George Biddel
Airy, William Huggins, Edward Pickering, Charles
Pritchard e outros. Foi membro da Royal Astronomical Society (Inglaterra). Era um entusiasta de música
e membro da Madras Philharmonic Orchestra. Ao
mesmo tempo que desenvolvia um trabalho intenso,
cuidadoso e útil, que de outra forma, teria impulsionado muito mais a astronomia britânica, Pogson era
consumido pela burocracia e pelo ostracismo.
Pogson será para sempre recordado pela escala
de magnitudes [ver nota 3] e pelos seus trabalhos
em estrelas variáveis (descobriu vinte) e asteróides.
Em sua homenagem, o asteróide 1830 descoberto
pelo astrónomo suíço Paul Wild em 17 de Abril de
1968 passou a ser designado “(1830) Pogson”. Na
face oculta da Lua há uma cratera, com 50 km de
diâmetro, baptizada com seu nome.
Φ1 8,32 10  7 lm/m2  E 1 8,32 10  7 lx , medido através
que simula a sensibilidade do olho à luz de diferentes com

medido através de um filtro de referência que simula a sen“lm”doé olho
o símbolo
lúmen,comprimentos
unidade SI de
fluxo luminoso,
sibilidade
à luz de do
diferentes
de onda
(Nota:unidade
“lm” é o símbolo
lúmen, unidadePorém,
SI de fluxo
lumiSI dedoiluminação).
partindo
dos dad
noso, e “lx” é o símbolo do lux, unidade SI de iluminação).
determinação da magnitude continua a seguir os critérios
Porém, partindo dos dados de fluxo medidos, a determina5), mantendo-se
a razão
de Pogson
(R) com o valor
ção da(Eq.
magnitude
continua a seguir
os critérios
e a equação
de Pogson
(Eq.devemos.
5), mantendo-se a razão de Pogson (R) com
isso lhe
o valor que ele nos deixou. Tudo isso lhe devemos.
Notas finais
Referências
1. Na escala de Hiparco e Ptolomeu, a relação
entre os brilhos de estrelas de magnitudes sucessivas diferindo de uma unidade, isto é, da magnitude
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Referências
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(1913).
Para os físicos e amigos da física.
w w w . g a z e t a d E f i s i c a . s p f. p t
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